Sonnenkorona

Die Sonnenkorona, oft einfach Korona genannt, ist die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre. Sie liegt jenseits der sichtbaren Photosphäre und erstreckt sich über mehrere Sonnenradien in den Weltraum. Die Korona ist sichtbar während einer totalen Sonnenfinsternis oder durch Instrumente wie Koronografen, die das Licht der Photosphäre abschatten, um die weit entfernten Leuchtsäume sichtbar zu machen.

Die Korona besitzt extrem hohe Temperaturen von rund 1 bis 3 Millionen Kelvin, während die Dichte sehr gering ist. Dadurch entfaltet sich der koronale Plasmastrahl über große Entfernungen ins All und geht allmählich in den Sonnenwind über. Die Korona emittiert vor allem im extremen UV- und Röntgenbereich; ihr sichtbares Leuchten entsteht zum Teil durch Thomson-Streuung des Sonnenlichts an freibeweglichen Elektronen (K-Korona) und durch Streuung an Staubkörnern (F-Korona).

Strukturell wird die Korona stark durch das Magnetfeld der Sonne geformt. Typische Merkmale sind koronale Bögen oder Schleifen (coronal loops) sowie Helm-Streamer, die in Richtung der Sonnenäquivalente ausgerichtet sind. Regionen mit offenen Feldlinien, sogenannte Koronallöcher, liefern den größten Beitrag zum Sonnenwind. Große Ausbrüche aus der Korona, wie koronale Massenauswürfe (CMEs), können je nach Richtung Weltraumwetterschwankungen verursachen.

Die Temperaturerhöhung der Korona bleibt eines der zentralen Forschungsziele der Solare Physik. Neben magnetischer Rekonnektion und Wellenheizung werden auch andere Mechanismen diskutiert. Beobachtungen aus Raumsonden (z. B. Parker Solar Probe, Solar Orbiter) unterstützen das Verständnis von Struktur, Dynamik und Exzessen der Korona.